Milžinė (žvaigždė)

Straipsnis iš Vikipedijos, laisvosios enciklopedijos.
Peršokti į: navigaciją, paiešką

Milžinėžvaigždė, kurios spindulys ir šviesis žymiai didesni už tokią pačią efektinę temperatūrą turinčią pagrindinės sekos žvaigždę. Dažniausiai milžinės spindulys lygus 10–100 RS, šviesis – 100–1000 LS. Žvaigždės, šviesesnės už milžines, vadinamos šviesiosiomis milžinėmis, supermilžinėmis ir hipermilžinėmis. Karšta ir ryški pagrindinės sekos žvaigždė taip pat gali būti vadinama milžine. Išskyrus tokias žvaigždes, dėl savo spindulio ir ryškio visos milžinės yra virš pagrindinės sekos žvaigždžių Hercšprungo ir Raselo diagramoje ir atitinka III šviesio klasę.


Formavimasis[taisyti | redaguoti kodą]

Žvaigždė tampa milžine, kai visas jos branduolyje esantis branduolių sąlajai tinkamas vandenilis išeikvojamas ir žvaigždė palieka pagrindinę seką. Žvaigždė, kurios pradinė masė mažesnė nei apie 0,4 MS, niekada netaps milžine, nes jos vidus visiškai sumaišytas vykstant konvekcijai, todėl tokioje žvaigždėje vandenilio branduolių sąlaja vyksta iki to laiko, kai visoje žvaigždėje nebelieka vandenilio, ir tada žvaigždė, sudaryta daugiausiai iš helio, tampa baltąja nykštuke.

Jei žvaigždė yra masyvesnė už šią ribą, tai kai ji išeikvoja visą branduolyje esantį sąlajai tinkamą vandenilį, branduolys pradeda mažėti. Tada vandenilis jungiasi su heliu aplink daug helio turintį branduolį esančiame sluoksnyje, ir žvaigždės dalis, esanti to sluoksnio išorėje, pradeda plėstis ir vėsti. Per šį evoliucijos tarpsnį, kuris atitinka submilžinių klasę HR diagramoje, žvaigždės šviesis išlieka pastovus, o jos efektinė temperatūra žemėja. Galiausiai žvaigždė HR diagramoje pradeda kilti raudonųjų milžinių šaka. Tada žvaigždės efektinė temperatūra lieka pastovi, o jos šviesis ir spindulys staigiai kyla. Branduolys toliau mažėja, o jo temperatūra didėja.

Jei žvaigždės, esančios pagrindinėje sekoje, masė mažesnė už maždaug 0,5 MS, manoma, kad jos centre niekada nebus helio branduolių sąlajai reikalinga temperatūra. Tokia žvaigždė liks raudonąja milžine, kurioje vyksta vandenilio branduolių sąlaja, ir galiausiai taps baltąja nykštuke. Priešingai, jei žvaigždės branduolio temperatūra pasiekia apytiksliai 108 K, branduolyje esančio helio branduoliai pradės jungtis į anglies ir deguonies branduolius vykstant trijų alfa dalelių procesui. Energija, gauta jungiantis helio branduoliams, verčia žvaigždės branduolį plėstis. Tada aplink branduolį esantis sluoksnis, kuriame vyksta vandenilio branduolių sąlaja, pradeda mažėti, ir pradeda mažėti jo energijos išgavimo tempas. Žvaigždės šviesis mažėja, jos išorinis sluoksnis vėl pradeda mažėti, ir žvaigždė palieka raudonųjų milžinių šaką. Jos tolesnė evoliucija priklauso nuo masės. Jei žvaigždė nelabai masyvi, ji HR diagramoje patenka į horizontaliąją seką arba juda kilpomis. Jei žvaigždė nemasyvesnė nei maždaug 8 MS, ji galiausiai išeikvoja helį savo branduolyje ir sluoksnyje aplink branduolį prasideda helio branduolių sąlaja. Žvaigždės šviesis vėl pradeda didėti ir žvaigždė pasiekia asimptotinę seką. Po to, kai žvaigždė praranda didžiąją dalį savo masės, ji tampa iš anglies ir deguonies sudaryta baltąja nykštuke.

Pagrindinės sekos žvaigždžių, kurios yra pakankamai masyvios, kad jose vyktų anglies branduolių sąlaja (apie 8 MS), šviesis palikus pagrindinę seką padidėja nežymiai, bet žvaigždės tampa raudonesnės. Jos gali tapti raudonosiomis supermilžinėmis, arba dėl masės netekimo tapti mėlynosiomis supermilžinėmis. Galiausiai tokios žvaigždės taps baltosiomis nykštukėmis, sudarytomis iš deguonies ir neono, arba, tapdamos II tipo supernovomis, taps neutroninėmis žvaigždėmis ar juodosiomis skylėmis.